Сообщение по теме солнце. Информация о Солнце

Солнце является единственной звездой в Солнечной системе, вокруг нее совершают свое движение все планеты системы, а также их спутники и другие объекты, вплоть до космической пыли. Если сравнить массу Солнца с массой всей Солнечной системы, то она составит порядка 99,866 процентов.

Солнце является одной из 100 000 000 000 звезд нашей Галактики и по величине стоит среди них на четвертом месте. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра располагается на расстоянии четырех световых лет от Земли. От Солнца до планеты Земля 149,6 млн км, свет от звезды доходит за восемь минут. От центра Млечного пути звезда находится на расстоянии 26 тысяч световых лет, при этом она производит вращение вокруг него со скоростью 1 оборот в 200 миллионов лет.

Презентация: Солнце

По спектральной классификации звезда относится к типу «желтый карлик», по приблизительным расчетам ее возраст составляет чуть более 4,5 миллиардов лет, она находится в середине своего жизненного цикла.

Солнце, состоящее на 92% из водорода и на 7% из гелия, имеет очень сложное строение. В его центре находится ядро с радиусом примерно 150 000-175 000 км, что составляет до 25% от общего радиуса звезды, в его центре температура приближается к 14 000 000 К.

Ядро с большой скоростью производит вращение вокруг оси, причем эта скорость существенно превышает показатели внешних оболочек звезды. Здесь происходит реакция образования гелия из четырех протонов, вследствие чего получается большой объем энергии, проходящий через все слои и излучающийся с фотосферы в виде кинетической энергии и света. Над ядром находится зона лучистого переноса, где температуры находятся в диапазоне 2-7 миллионов К. Затем следует конвективная зона толщиной примерно 200 000 км, где наблюдается уже не переизлучение для переноса энергии, а перемешивание плазмы. На поверхности слоя температура составляет примерно 5800 К.

Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, образующей видимую поверхность звезды, хромосферы толщиной порядка 2000 км и короны, последней внешней солнечной оболочки, температура которой находится в диапазоне 1 000 000-20 000 000 К. Из внешней части короны происходит выход ионизированных частиц, называемых солнечным ветром.

Когда Солнце достигнет возраста примерно в 7,5 - 8 миллиардов лет (то есть через 4-5 млрд лет) звезда превратится в «красного гиганта», ее внешние оболочки расширятся и достигнут орбиты Земли, возможно, отодвинув планету на более дальнее расстояние.

Под воздействием высоких температур жизнь в сегодняшнем понимании станет просто невозможна. Заключительный цикл своей жизни Солнце проведет в состоянии «белого карлика».

Солнце - источник жизни на Земле

Солнце самый главный источник тепла и энергии, благодаря которому при содействии других благоприятных факторов на Земле есть жизнь. Наша планета Земля вращается вокруг своей оси, поэтому каждые сутки, находясь на солнечной стороне планеты мы можем наблюдать рассвет и удивительное по красоте явление закат, а ночью, когда часть планеты попадает в теневую сторону, можно наблюдать за звездами на ночном небе.

Солнце оказывает огромное влияние на жизнедеятельность Земли, оно участвует в фотосинтезе, помогает в образовании витамина D в организме человека. Солнечный ветер вызывает геомагнитные бури и именно его проникновение в слои земной атмосферы вызывает такое красивейшее природное явление, как северное сияние, называемое еще полярным. Солнечная активность меняется в сторону уменьшения или усиления примерно раз в 11 лет.

С начала космической эры исследователей интересовало Солнце. Для профессионального наблюдения используются специальные телескопы с двумя зеркалами, разработаны международные программы, но самые точные данные можно получить вне слоев атмосферы Земли, поэтому чаще всего исследования проводятся со спутников, космических кораблей. Первые такие исследования были проведены еще в 1957 году в нескольких спектральных диапазонах.

Сегодня на орбиты выводятся спутники, представляющие собой обсерватории в миниатюре, позволяющие получить очень интересные материалы для изучения звезды. Еще в годы первого освоения космоса человеком были разработаны и запущены несколько космических аппаратов, направленных на изучение Солнца. Первыми из них была серия американских спутников, запуск которых стартовал в 1962 году. В 1976 году запущен западногерманский аппарат Гелиос-2, который впервые в истории приблизился к светилу на минимальное расстояние в 0,29 а.е. При этом были зафиксированы появление ядер легкого гелия при вспышках солнца, а также магнитные ударные волны, охватывающие диапазон 100 Гц-2,2 кГц.

Еще один интересный аппарат - солнечный зонд Ulysses, запущенный в 1990 году. Он выведен на околосолнечную орбиту и движется перпендикулярно полосе эклиптики. Через 8 лет после запуска аппарат завершил первый виток вокруг Солнца. Он зарегистрировал спиральную форму магнитного поля светила, а также постоянное его увеличение.

На 2018 год НАСА планирует запуск аппарата Solar Probe+, который приблизится к Солнцу на максимально приближенное расстояние - 6 млн. км (это в 7 раз меньше дистанции, достигнутой Гелиусом-2) и займет круговую орбиту. Для защиты от высочайшей температуры он оснащен щитом из углеродистого волокна.

Солнце - это наше всё! Это свет, это тепло и многое другое. Без Солнца на Земле не зародилась бы жизнь. Поэтому очень хочется посвятить этот материал нашему светилу.

Солнце является единственной звездой, находящейся в центре нашей Солнечной системы и от него зависит климат Земли и погодные условия.

По галактическим меркам, наша звезда малозаметна, даже в ближайшем в космосе. Солнце является лишь одной из звезд среднего размера и массы, среди 100 миллиардов звезд, находящихся только лишь в нашей Галактике, Млечном Пути.

Наша звезда состоит из 70% водорода и 28% гелия. Остальные 2% занимают, испускаемые в пространство частицы и новые элементы синтезированные самим светилом.

Горячие газы, которые сформировали Солнце - в основном водород и гелий - существуют в невероятно горячем наэлектризованном состоянии, которое называется плазмой.

Мощность энергии Солнца составляет порядка 386 миллиардов мегаватт и производится в процессе слияния ядер водорода, который принято называть термоядерным синтезом.

В далёком-далёком прошлом, Солнце светило слабее чем сейчас. Непрерывные наблюдения за максимумами излучения на протяжении нескольких десятилетий позволили учёным сделать вывод, что увеличение светимости Солнца, продолжается и в наше время. Так, всего лишь за несколько последних циклов, полная светимость Солнца возросла приблизительно на 0,1 %. Подобные изменения оказывают огромное влияние на нашу жизнь.

Помимо тепловой энергии и видимого нам света, Солнце испускает в пространство гигантский поток заряженных частиц, называемый солнечным ветром. Он движется сквозь Солнечную систему со скоростью примерно в 450 километров в секунду.

Возраст Солнца по расчётам ученых составляет порядка 4,6 миллиардов лет. Это даёт высокую вероятность предположить, что оно продолжит существовать в своем нынешнем виде ещё в течение ближайших 5 миллиардов лет. В конце концов, Солнце поглотит Землю. Когда весь водород выгорит, Солнце просуществует ещё около 130 миллионов лет, сжигая гелий. В течение этого периода она будет расширяться до такой степени, что поглотит Меркурий, Венеру и Землю. На этом этапе его можно будет назвать красным гигантом.

Солнечному свету требуется примерно 8 минут, чтобы достичь поверхности Земли. При среднем расстоянии 150 миллионов километров до Земли и света, распространяющегося в 300 000 километров в секунду, простое деление одного числа за другое (расстояние на скорость) дает нам приблизительное время в 500 секунд, или 8 минут и 20 секунд. Частицам, которые достигают Земли в течение этих нескольких минут, требуется миллионы лет, чтобы проделать путь от ядра Солнца до его поверхности.

Солнце по своей орбите движется со скоростью 220 километров в секунду. Солнце расположено почти на окраине Млечного пути в 24000-26000 световых лет от центра галактики, и поэтому ему требуется 225-250 миллионов лет, чтобы сделать один полный оборот по орбите вокруг центра Млечного Пути.

Расстояние от Солнца до Земли меняется в течение всего года. Поскольку Земля движется по эллиптической орбите вокруг Солнца, расстояние между этими небесными телами варьируется от 147 до 152 миллионов километров. Среднее расстояние между Землей и Солнцем, называется астрономической единицей (а.е.).

Давление в ядре Солнца в 340 миллиардов раз больше атмосферного давления у поверхности Земли.

Диаметр Солнца эквивалентен 109 диаметрам Земли.

Площадь поверхности Солнца эквивалентна 11990 поверхностям Земли.

Если бы Солнце было размером с мяч для футбола, Юпитер был бы размером как мяч для гольфа, а Земля была бы размером с горошину.

Сила тяжести на поверхности Солнца в 28 раз больше чем на Земле. Поэтому человек, который весит на Земле 60 кг, будет весить 1680 кг на Солнце. Попросту говоря, мы будем раздавлены собственным весом.

Свет от Солнца достигает поверхности Плутона за 5,5 часов.

Ближайшая соседка Солнца - звезда Проксима Центавра. Она расположена на расстоянии 4,3 световых лет.

Приблизительно триллион солнечных нейтрино проходит через Ваше тело, пока вы читаете это предложение.

Яркость Солнца эквивалентна яркости 4 триллионам триллионов лампочек мощностью 100 ватт.

Область поверхности Солнца размером с почтовую марку светит как 1,5 миллиона свечей.

Количество энергии, достигающей поверхности нашей планеты, в 6000 раз больше потребности в энергии, людей всего мира.

Земля получает 94 миллиарда мегаватт энергии от Солнца. Это в 40 000 раз больше годовой потребности Соединенных Штатов.

Общее количество ископаемого топлива на планете Земля эквивалентно 30 солнечным дням.

Полное солнечное затмение длится максимум 7 минут и 40 секунд.

В год случается порядка 4-5 солнечных затмений.

Физические характеристики Солнца

Красивая симметричность полного солнечного затмения происходит потому, что Солнце в 400 раз больше, чем Луна, но также и в 400 раз дальше от Земли, что делает эти 2 тела одинаковыми в поперечнике по размерам в небе.

В полном объеме Солнца может быть размещено 1,3 миллиона планет размером с Землю.

99,86% от всей массы Солнечной системы сосредоточена в Солнце. Масса Солнца составляет 1 989 100 000 000 000 000 000 млрд. кг или в 333060 больше массы Земли.

Температура внутри Солнца может достигать 15 миллионов градусов по Цельсию. В ядре Солнца, энергия генерируется ядерного синтеза, как водород превращается в гелий. Так как горячие объекты, как правило, расширяются, Солнце взрывается как гигантская бомба, если бы не было его огромной гравитационной силы. Температура на поверхности Солнца ближе к 5600 градусов по Цельсию.

Земное ядро почти такое же горячее как поверхность Солнца, что составляет примерно 5600 градусов по Цельсию. Более холодными являются определенные зоны называемые солнечными пятнами (3,800° С) .

Различные части Солнца вращаются с разной скоростью. В отличие от обычных планет, Солнце является большим шаром, состоящим из невероятно горячего газообразного водорода. Из-за его подвижности, различные части Солнца вращаются с разной скоростью. Чтобы увидеть, как быстро вращается поверхность, необходимо наблюдать за движением солнечных пятен относительно его поверхности. Пятнам на экваторе требуется 25 земных суток, чтобы сделать один оборот, в то время как пятна на полюсах делают оборот за 36 дней.

Внешняя атмосфера Солнца горячее, чем его поверхность. Поверхность Солнца достигает температуры 6000 градусов Кельвина. Но это на самом деле гораздо меньше, чем атмосфера Солнца. Над поверхностью Солнца является область атмосферы, называемой хромосферы, где температура может достигать 100000 Кельвин. Но это ничего не значит. Там в еще более отдаленной регион, называемый коронный, который простирается до объема, даже больше, чем само Солнце. Температура в короне может достигать 1 млн. Кельвин.

Внутри Солнца, где происходят термоядерные реакции температура достигает немыслимых 15 миллионов градусов.

Солнце является почти идеальной сферой с разницей всего в 10 км в диаметре между полюсами и экватором. Средний радиус Солнца составляет 695 508 км (109,2 х земного радиуса).

По типу звездной величины оно относится к желтому карлику (G2V).

Диаметр Солнца составляет 1 392 684 километров.

Солнце имеет очень сильное магнитное поле. Солнечные вспышки происходят, когда энергетические потоки заряженных частиц высвобождаются Солнцем во время магнитных бурь, которые мы видим, как солнечные пятна. В солнечных пятнах, магнитные линии скручены и они вращаются, так же, как торнадо на Земле.

Существует ли вода на Солнце? Довольно странный вопрос... Ведь мы знаем, что водорода на Солнце, основное элемента воды, очень много, но чтобы была вода ещё нужен и такой химический элемент как кислород. Не так давно, международная группа ученых обнаружила, что Солнце есть вода (в частности, водяной пар).

Солнце в истории

Древние культуры возводили каменные памятники или дорабатывали скалы, чтобы отмечать движения Солнца и Луны, смену времен года, создавали календари и вычислять затмения.

Несмотря на правильные размышления некоторых древнегреческих мыслителей, многие считали, что Солнце вращается вокруг Земли, начиная с древнегреческого ученого Птолемея представившего "геоцентрическую" модель в 150 г. до н.э.

Лишь, в 1543 году, Николай Коперник описал гелиоцентрическую, солнце-ориентированную модель Солнечной системы, и в 1610 году, открытие Галилео Галилеем лун Юпитера показали, что не все небесные тела вращаются вокруг Земли.

Исследования Солнца

В 1990 году НАСА и Европейского космического агентства запустили зонд Ulysses, чтобы сделать первые изображения полярных регионов Солнца. В 2004 году космический аппарат НАСА, Genesis собрал для анализа образцы солнечного ветра на Землю для изучения.

Самым известным космическим аппаратом (запущен в декабре 1995 года) который наблюдает за Солнцем является солнечная и гелиосферная обсерватория SOHO, построенная НАСА и ЕКА, и непрерывно наблюдает за светилом присылая на Землю бесчисленные фотоснимки. Она была создана для изучения солнечного ветра, а также внешних слоёв Солнца и его внутреннего строения. Она изображается структура солнечных пятен ниже поверхности, измерили ускорение солнечного ветра, обнаружил корональных волн и солнечные торнадо, обнаружила более 1000 комет, и позволила более точно прогнозировать космическую погоду.

Более поздняя миссия НАСА - космический корабль STEREO. Это два космических корабля, запущенные в октябре 2006 года. Они были разработаны, чтобы наблюдать за активностью на Солнце одновременно сразу с двух разных точек обзора, чтобы воссоздать трехмерную перспективу активности Солнца, что и позволяет астрономам лучше предсказывать космическую погоду.

Солнце вибрирует из-за набора акустических волн, как колокол. Если наше зрение было бы достаточно острым, мы видели, как колебания распространяются вдоль поверхности его диска, выписывая замысловатые узоры. Астрономы из Стэндфордского университета тщательно изучили движения на поверхности Солнца. Солнечные звуковые волны, как правило, имеют очень низкую частоту колебаний, которая не может быть обнаружена человеческим ухом. Для того, чтобы быть в состоянии услышать, ученые усилили их 42 000 раз и прессуют в течение нескольких секунд волн, измеренных в течение 40 дней.

Косовичев Александр, руководитель научной группы и член Стэндфордской команды по изучению солнечных колебаний, нашел простой способ преобразования данных из оборудования, измеряющего вертикальное перемещение поверхности Солнца в звук. Стивен Тейлор, профессор музыки в Университете штата Иллинойс, сочинял музыку на это видео со звуками.

Команда использовала новый метод для расчета спектра воды при температуре солнечных пятен. В своих исследованиях с 1995 года команда зарегистрировала наличие воды - конечно не в жидком виде, но в состоянии пара - в темных областях солнечных пятен. Ученые сравнили инфракрасный спектр горячей воды, с солнечными пятнами.

Вода в солнечных пятен, вызывает что-то вроде «звездного парникового эффекта» и влияет на сброс энергии от пятен. Молекулы горячей воды, кроме того наиболее сильно поглощают инфракрасного излучение в атмосфере холодных звезд.

Солнечные пятна и вспышки

С 1610 года, Галилео Галилей, первым в Европе стал вести наблюдения за Солнцем с помощью своего телескопа, тем самым заложив начало регулярным исследованиям солнечных пятен и солнечного цикла, которые продолжаются уже свыше четырёх столетий. Спустя 140 лет в 1749 году одна из старейших обсерваторий в Европе, расположенная в Швейцарском городе Цюрих, начала проводить ежедневные наблюдения пятен, сначала просто подсчитывая и зарисовывая их, а позже начав получать фотографии Солнца. В настоящее время множество солнечных станций непрерывно наблюдают и регистрируют все изменения на поверхности Солнца.

Самым известным периодом изменения Солнца является одиннадцатилетний солнечный цикл, на протяжении которого светило проходит через минимум и максимум своей активности.

Солнечный цикл чаще всего определяется количеством солнечных пятен на фотосфере, которое характеризуется специальным индексом - числом Вольфа. Этот индекс подсчитывается следующим образом. Сначала подсчитывается число групп солнечных пятен, затем это число умножается на 10 и к нему прибавляется число отдельных пятен. Коэффициент 10 примерно соответствует среднему числу пятен в одной группе; таким образом удается достаточно точно оценить число пятен на Солнце даже в тех случаях, когда плохие условия наблюдений не позволяют прямо посчитать все малые пятна. Ниже приведены результаты таких подсчетов за огромный период времени, начиная с 1749 года. На них хорошо видно, что число пятен на Солнце периодически меняется, формируя цикл солнечной активности с периодом около 11 лет.

В настоящее время существует как минимум 2 организации, которые независимо друг от друга ведут непрерывные наблюдения солнечного цикла и подсчёт числа пятен на Солнце. Первая - это Sunspot Index Data Center в Бельгии, где определяется так называемое международное число солнечных пятен (International Sunspot Number). Именно это число (и его среднеквадратичное отклонение DEV) показано в таблице, которая уже приводилась выше. Кроме этого подсчет числа пятен ведется в US National Oceanic and Atmospheric Administration. Число пятен, определяемое здесь, имеет название NOAA sunspot number.

Самые ранние наблюдения солнечных пятен в конце XVII века, то есть на заре эпохи их систематических исследований, показали, что Солнце в это время проходило через период чрезвычайно малой активности. Этот период, назвали минимумом Маундера, который продолжался чуть ли не столетие, с 1645 по 1715 год. Хотя наблюдения тех времен проводились не так тщательно и планомерно, как современные, тем не менее, прохождение солнечного цикла через очень глубокий минимум считается научным миром достоверно установленным. Период крайне низкой активности Солнца соответствует особому климатическому периоду в истории Земли, который получил название "Малый ледниковый период".

Все, что происходит на Солнце сильно влияет на нашу планету и людей, однако есть два взрывоподобных солнечные события, которые влияют на нас больше всего. Одним из них являются солнечные вспышки, где через небольшую площадь на поверхности Солнца вдруг прорывается в десятки миллионов градусов волны излучения, которые могут вывести из строя телекоммуникации и спутники. Другой вид явлений коронарный выброс массы, где миллиарды тонн заряженных частиц энергии отделяться от солнечной короны со скоростью миллионы километров в час. Когда эти массивные облака попадают в защитную магнитосферу Земли, они сдавливают силовые линии магнитного поля и обрушивают миллионы триллионов ватт мощности в верхние слои атмосферы. Эта приводит к перегрузкам на линиях электропередач, в результате чего происходит отключения и повреждается все чувствительное оборудование и все расположенные объекты на орбите вокруг Земли.

Часто эти два явления происходят совместно, как это было в октябре 2003 года. Благодаря современным измерительным приборам, такое событие может быть обнаружено на ранней стадии и дает возможность принять необходимые меры.

Анализ данных СОХО и Yohkoh показали, что гигантские петли рентгеновских лучей в горячей солнечной короне обеспечивают важные магнитные связи между пятнами и магнитными полюсами Солнца. Эти гигантские петли длиной около 500 000 миль и заполнены 3,5 млн. F горячей, электрифицированного газа. Они появляются в фазе роста в 11-летнего цикла солнечных пятен и связанных с выделением энергии от пятен, что происходит через каждые 1-1,5 лет и вызывает циклическое реверсирование магнитных полюсов Солнца. Предполагается, что эти соединения играют важную роль в "солнечного динамо" - процесс, который производит сильные магнитные поля Солнца и является источником солнечных пятен, солнечных вспышек и сбросов масс, оказывающих влияние на Землю.

Активность пятен растет от минимума до максимума около 11 лет. Т.е. после 22 лет наступает новый цикл. За это время изменяется все магнитное поле Солнца - северный полюс становится южным и наоборот; затем снова поменяются местами в следующем цикле.

Солнечная поверхность покрыта пузырями размером со штат Техас. Гранулы - части плазмы с коротким временем жизни переносимого конвекцией тепла к поверхности, как пузырьки воды в кипящей поверхности воды. Взлет и падение пузырьков производит звуковые волны, которые заставляют излучать звуки каждые 5 минут.

Самой мощнейшей за всю историю наблюдений была геомагнитная буря 1859 года - Комплекс событий, включающий в себя как геомагнитную бурю, так и вызвавшие её мощные активные явления на Солнце, иногда называют «Событием Кэррингтона» который в литературе получил название «Солнечный супершторм».

Самая мощная магнитная буря наблюдалась человечеством в августе 1972 г. Он был быстр, интенсивный и большой, но самое главное, что превратили его в исторический феномен, был поляризация ее магнитного поля - напротив Земли. Когда его магнитное поле ударил магнитное поле Земли, два поля объединяются и направляются в верхний слои атмосферы огромного потока. Электрооборудование, телеграф, телекоммуникации были выведены из строя в значительной части Европы и Америки.

Протонный шторм был самым сильным в 1989 году. Она была особенно насыщенной с протонами высоким ускорением, покрытыми 100 миллионов электрон-вольт энергии. Такие протоны могут проникать на 11 см отверстие в воде.

Прочие факты о Солнце

Только 55% всех взрослых американцев знают, что Солнце является звездой.

Занятия спортом на солнце, увеличивают расход энергии и калорий.

Согласно пословице, рожденный на рассвете будет умным, но те, кто появился на свет на закате, будут ленивы.

Гелиотерапия - один из самых старых и доступных методов лечения человеческих недугов. Не удивительно, что говорят, что там, где солнце приходит, уходят болезни.

Согласно исследованиям, солнечные лучи действуют на специфические рецепторы в сетчатке глаза человека, который посылает сигнал в мозг, чтобы производить больше серотонина. И, как мы все знаем, это гормон счастья.

Всего 15 минут ежедневного пребывания на Солнце достаточно, чтобы заставить тело выработать необходимое количество витамина E, который имеет жизненно важное значение для нашего организма.

Пигментация кожи защищает более глубокие слои тела от воздействия ультрафиолетовых лучей.

Цвет неба зависит прежде всего от слоев загрязнения воздуха, как дым или пыль. Нормальный цвет неба голубого цвета из-за преломления солнечного света атмосферным водорода.

Красные закаты, вызваны сильным загрязнением в атмосфере. Когда солнечный свет проходит через атмосферу лучей слоев с более короткой длиной волны сохраняют и поглощают только лучи с большей длиной волны проходят через атмосферу, что красные, оранжевые и желтые лучи. Большие количества пыли и грязи и даже остановить желтый свет, и только красный крест.

Красное небо наблюдается особенно хорошо при вулканических извержениях.

СОЛНЦЕ
звезда, вокруг которой обращаются Земля и другие планеты Солнечной системы. Солнце играет исключительную роль для человечества как первоисточник большинства видов энергии. Жизнь в известной нам форме была бы невозможна, если бы Солнце светило немного ярче или немного слабее. Солнце - типичная небольшая звезда, каких миллиарды. Но из-за близости к нам только оно дает возможность астрономам детально исследовать физическое строение звезды и процессы на ее поверхности, что практически недостижимо в отношении других звезд даже с помощью самых мощных телескопов. Как и другие звезды, Солнце - это горячий газовый шар, в основном состоящий из водорода, сжатого силой собственного тяготения. Излучаемая Солнцем энергия рождается глубоко в его недрах в ходе термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Просачиваясь наружу, эта энергия излучается в пространство из фотосферы - тонкого слоя солнечной поверхности. Над фотосферой находится внешняя атмосфера Солнца - корона, простирающаяся на много радиусов Солнца и сливающаяся с межпланетной средой. Поскольку газ в короне очень разрежен, его свечение крайне слабо. Обычно незаметная на фоне светлого дневного неба, корона становится видимой лишь в моменты полных солнечных затмений. Плотность газа монотонно снижается от центра Солнца к его периферии, а температура, достигающая в центре 16 млн. К, снижается до 5800 К в фотосфере, но затем вновь возрастает до 2 млн. К в короне. Переходный слой между фотосферой и короной, наблюдаемый в виде ярко-красного ободка в моменты полных солнечных затмений, называют хромосферой. У Солнца отмечается 11-летний цикл активности. В течение этого периода нарастает и вновь убывает количество солнечных пятен (темных областей в фотосфере), вспышек (неожиданных поярчаний в хромосфере) и протуберанцев (плотных холодных облаков водорода, конденсирующихся в короне). В этой статье мы расскажем об упомянутых выше областях и явлениях на Солнце. После краткого описания Солнца как звезды мы обсудим его внутреннее строение, затем фотосферу, хромосферу, вспышки, протуберанцы и корону.
Солнце как звезда. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом ок. 240 млн. лет. Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2. Солнце вращается вокруг оси в направлении общего вращения планет. Но поскольку Солнце не твердое тело, разные области его фотосферы вращаются с разной скоростью: период вращения на экваторе 25 сут, а на широте 75° - 31 сут.

Таблица 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Поскольку мы не можем непосредственно наблюдать недра Солнца, наши знания о его строении базируются на теоретических расчетах. Зная из наблюдений массу, радиус и светимость Солнца, для расчета его структуры необходимо сделать предположения о процессах генерации энергии, механизмах ее передачи от ядра к поверхности и о химическом составе вещества. Геологические данные указывают, что светимость Солнца существенно не изменилась за последние несколько миллиардов лет. Какой источник энергии может так долго ее поддерживать? Обычные химические процессы горения для этого не годятся. Даже гравитационное сжатие по расчетам Кельвина и Гельмгольца могло поддерживать свечение Солнца лишь ок. 100 млн. лет. Решил эту проблему в 1939 Г.Бете: источник энергии Солнца - термоядерное превращение водорода в гелий. Поскольку эффективность термоядерного процесса очень высока, а Солнце почти целиком состоит из водорода, это полностью решило проблему. Два ядерных процесса обеспечивают светимость Солнца: протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл (см. также ЗВЕЗДЫ) . Протон-протонная реакция приводит к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением 4,3Ч10-5 эрг энергии в форме гамма-лучей, двух позитронов и двух нейтрино на каждое ядро гелия. Эта реакция обеспечивает 90% светимости Солнца. Требуется 1010 лет, чтобы весь водород в ядре Солнца превратился в гелий. В 1968 Р. Девис с коллегами начал измерять поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Это стало первой экспериментальной проверкой теории солнечного источника энергии. Нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом, поэтому оно свободно выходит из недр Солнца и достигает Земли. Но по этой же причине его крайне трудно зарегистрировать приборами. Несмотря на усовершенствование аппаратуры и уточнение модели Солнца, наблюдаемый поток нейтрино все равно остается в 3 раза меньше предсказанного. Возможных объяснений несколько: либо химический состав ядра Солнца не такой, как у его поверхности; либо математические модели происходящих в ядре процессов не совсем точны; либо по пути от Солнца к Земле нейтрино изменяет свои свойства. Необходимы дальнейшие исследования в этой области.
См. также НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ . В переносе энергии из солнечных недр к поверхности главную роль играет излучение, конвекция имеет второстепенное значение, а теплопроводность вообще не важна. При высокой температуре солнечных недр излучение в основном представлено рентгеновскими лучами с длиной волны 2-10 . Конвекция играет заметную роль в центральной области ядра и в наружном слое, лежащем непосредственно под фотосферой. В 1962 американский физик Р. Лейтон открыл, что участки солнечной поверхности вертикально колеблются с периодом ок. 5 минут. Расчеты Р.Ульриха и К.Вольфа показали, что так могут проявлять себя звуковые волны, возбужденные турбулентными движениями газа в лежащей под фотосферой конвективной зоне. В ней, как в органной трубе, усиливаются только те звуки, длина волны которых точно укладывается в толщине зоны. В 1974 немецкий ученый Ф.Дебнер экспериментально подтвердил расчеты Ульриха и Вольфа. С тех пор наблюдение 5-минутных колебаний стало мощным методом изучения внутреннего строения Солнца. Анализируя их, удалось выяснить, что: 1) толщина конвективной зоны составляет ок. 27% радиуса Солнца; 2) ядро Солнца, вероятно, вращается быстрее поверхности; 3) содержание гелия внутри Солнца ок. 40% по массе. Сообщалось и о наблюдении колебаний с периодами между 5 и 160 мин. Эти более длинные звуковые волны могут глубже проникать в недра Солнца, что поможет понять строение солнечных недр и, возможно, решить проблему дефицита солнечного нейтрино.
АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Фотосфера. Это полупрозрачный слой толщиной в несколько сотен километров, представляющий "видимую" поверхность Солнца. Поскольку лежащая выше атмосфера практически прозрачна, излучение, достигнув снизу фотосферы, свободно покидает ее и уходит в пространство. Не имея возможности поглощать энергию, верхние слои фотосферы должны быть холоднее нижних. Доказательство этому видно на фотографиях Солнца: в центре диска, где толщина фотосферы вдоль луча зрения минимальна, она ярче и голубее, чем на краю (на "лимбе") диска. В 1902 расчеты А.Шустера, а позже - Э.Милна и А.Эддингтона подтвердили, что перепад температуры в фотосфере как раз такой, чтобы обеспечить перенос излучения сквозь полупрозрачный газ из нижних слоев в верхние. Основным веществом, поглощающим и переизлучающим свет в фотосфере, служат отрицательные ионы водорода (атомы водорода с дополнительно присоединенным электроном).
Фраунгоферов спектр. Солнечный свет имеет непрерывный спектр с линиями поглощения, обнаруженными Й. Фраунгофером в 1814; они свидетельствуют, что помимо водорода в атмосфере Солнца присутствуют и многие другие химические элементы. Линии поглощения образуются в спектре потому, что атомы верхних более холодных слоев фотосферы поглощают идущий снизу свет с определенными длинами волн, а излучают его не так интенсивно, как горячие нижние слои. Распределение яркости в пределах фраунгоферовой линии зависит от количества и состояния производящих ее атомов, т.е. от химического состава, плотности и температуры газа. Поэтому детальный анализ фраунгоферова спектра позволяет определить условия в фотосфере и ее химический состав (табл. 2). Таблица 2.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА
Элемент Логарифм относительного количества атомов

Водород _________12,00
Гелий ___________11,20
Углерод __________8,56
Азот _____________7,98
Кислород _________9,00
Натрий ___________6,30
Магний ___________7,28
Алюминий _________6,21
Кремний __________7,60
Сера _____________7,17
Кальций __________6,38
Хром _____________6,00
Железо ___________6,76

Самым обильным элементом после водорода является гелий, который дает в оптическом спектре только одну линию. Поэтому содержание гелия в фотосфере измерено не очень точно, и о нем судят по спектрам хромосферы. Каких-либо вариаций химического состава в атмосфере Солнца не замечено.
См. также СПЕКТР .
Грануляция. На фотографиях фотосферы, полученных в белом свете при очень хороших условиях наблюдения, видны маленькие яркие точки - "гранулы", разделенные темными промежутками. Диаметры гранул ок. 1500 км. Они постоянно возникают и пропадают, сохраняясь 5-10 мин. Астрономы давно подозревали, что грануляция фотосферы связана с конвективными движениями подогреваемого снизу газа. Спектральные измерения Дж.Беккерса доказали, что в центре гранулы горячий газ действительно всплывает вверх со скорость. ок. 0,5 км/с; затем он растекается в стороны, остывает и медленно опускается вниз вдоль темных границ гранул.
Супергрануляция. Р. Лейтон обнаружил, что фотосфера делится и на значительно более крупные ячейки диаметром ок. 30 000 км - "супергранулы". Супергрануляция отражает движения вещества в конвективной зоне под фотосферой. В центре ячейки газ поднимается к поверхности, растекается в стороны со скоростью около 0,5 км/с и на ее краях опускается вниз; живет каждая ячейка около суток. Движение газа в супергранулах постоянно изменяет структуру магнитного поля в фотосфере и хромосфере. Фотосферный газ - неплохой проводник электричества (поскольку некоторые его атомы ионизованы), поэтому силовые линии магнитного поля оказываются как бы вмороженными в него и переносятся движением газа к границам супергранул, где они концентрируются и напряженность поля возрастает.
Солнечные пятна. В 1908 Дж. Хейл открыл в солнечных пятнах сильное магнитное поле, выходящее из недр на поверхность. Магнитная индукция его настолько велика (до нескольких тысяч гаусс), что ионизованный газ сам вынужден подчинять свое движение конфигурации поля; в пятнах поле тормозит конвективное перемешивание газа, что вызывает его остывание. Поэтому в пятне газ холоднее окружающего фотосферного газа и выглядит темнее. У пятен обычно выделяется темное ядро - "тень" - и окружающая его более светлая "полутень". Обычно их температура, соответственно, на 1500 и 400 К ниже, чем в окружающей фотосфере.

Пятно начинает свой рост из маленькой темной "поры" диаметром 1500 км. Большинство пор через сутки пропадает, но выросшие из них пятна сохраняются неделями и достигают диаметра 30 000 км. Детали роста и распада солнечных пятен не изучены до конца. Например, не ясно, сжимаются ли магнитные трубки пятна горизонтальным движением газа или они уже готовые "выныривают" из-под поверхности. Р.Ховард и Дж.Харвей обнаружили в 1970, что пятна движутся в сторону общего вращения Солнца быстрее окружающей их фотосферы (примерно на 140 м/с). Это указывает, что пятна связаны с подфотосферными слоями, которые вращаются быстрее видимой поверхности Солнца. Обычно от 2 до 50 пятен объединено в группу, часто имеющую биполярную структуру: на одном конце группы находятся пятна одной магнитной полярности, а на другом - противоположной. Но встречаются и мультиполярные группы. Количество пятен на диске Солнца регулярно изменяется с периодом ок. 11 лет. В начале каждого цикла новые пятна появляются на высоких солнечных широтах (± 50°). По мере развития цикла и роста числа пятен они возникают на все более низких широтах. Конец цикла знаменуется рождением и распадом нескольких пятен недалеко от экватора (± 10°). В течение цикла большинство "лидирующих" (западных) пятен в биполярных группах имеет одинаковую магнитную полярность, причем различную в северном и южном полушариях Солнца. В следующем цикле полярность лидирующих пятен меняется на противоположную. Поэтому часто говорят о полном 22-летнем цикле солнечной активности. В природе этого явления еще немало загадочного.
Магнитные поля. В фотосфере магнитное поле индукцией более 50 Гс наблюдается только в пятнах, в окружающих пятна активных областях, а также на границах супергранул. Но Л.Стенфло и Дж.Харвей нашли косвенные указания, что магнитное поле фотосферы в действительности сконцентрировано в тонких трубках диаметром 100-200 км, где его индукция от 1000 до 2000 Гс. Магнитоактивные области отличаются от спокойных областей только количеством магнитных трубок на единицу поверхности. Вероятно, солнечное магнитное поле генерируется в глубинах конвективной зоны, где бурлящий газ закручивает слабое исходное поле в мощные магнитные жгуты. Дифференциальное вращение вещества укладывает эти жгуты вдоль параллелей, а когда поле в них становится достаточно сильным, они всплывают в фотосферу, прорываясь наверх отдельными арками. Так, вероятно, рождаются пятна, хотя в этом еще много неясного. Процесс распада пятна изучен значительно полнее. Всплывающие у краев активной области супергранулы захватывают магнитные трубки и растаскивают их. Постепенно общее поле слабеет; случайное соединение трубок противоположной полярности приводит к их взаимному уничтожению.
Хромосфера. Между относительно холодной, плотной фотосферой и горячей, разреженной короной расположена хромосфера. Слабый свет хромосферы обычно не виден на фоне яркой фотосферы. Его можно заметить в виде узкой полоски над лимбом Солнца, когда фотосфера закрыта естественным образом (в момент полного солнечного затмения) или искусственно (в специальном телескопе - коронографе). Хромосферу можно изучать и по всему диску Солнца, если проводить наблюдение в узком диапазоне спектра (ок. 0,5) вблизи центра сильной линии поглощения. Метод основан на том, что чем выше поглощение, тем меньше глубина, на которую наш взгляд проникает в атмосферу Солнца. Для подобных наблюдений применяется спектрограф особой конструкции - спектрогелиограф. Спектрогелиограммы показывают, что хромосфера неоднородна: она ярче над солнечными пятнами и вдоль границ супергранул. Поскольку именно в этих областях усилено магнитное поле, очевидно, с его помощью энергия передается из фотосферы в хромосферу. Вероятно, ее переносят звуковые волны, возбужденные турбулентным движением газа в гранулах. Но в деталях механизмы нагрева хромосферы еще не поняты. Хромосфера сильно излучает в жестком ультрафиолетовом диапазоне (500-2000), недоступном для наблюдения с поверхности Земли. С начала 1960-х годов при помощи высотных ракет и спутников было проделано много важных измерений ультрафиолетового излучения верхней атмосферы Солнца. В его спектре было найдено более 1000 линий излучения различных элементов, включая линии многократно ионизованных углерода, азота и кислорода, а также главные серии водорода, гелия и иона гелия. Изучение этих спектров показало, что переход от хромосферы к короне происходит на отрезке всего в 100 км, где температура возрастает от 50 000 до 2 000 000 К. Оказалось, что подогрев хромосферы в значительной степени происходит из короны путем теплопроводности. Вблизи групп солнечных пятен в хромосфере наблюдаются яркие и темные волокнистые структуры, часто вытянутые в направлении магнитного поля. Выше 4000 км видны неровные, зазубренные образования, довольно быстро эволюционирующие. При наблюдении лимба в центре первой бальмеровской линии водорода (Ha) хромосфера на этих высотах заполнена множеством спикул - тонких и длинных облаков горячего газа. О них известно мало. Диаметр отдельной спикулы менее 1000 км; живет она ок. 10 мин. Со скоростью ок. 30 км/с спикулы поднимаются до высоты 10 000-15 000 км, после чего либо растворяются, либо опускаются вниз. Судя по спектру, температура спикул составляют 10 000-20 000 К, хотя окружающая их корона на этих высотах нагрета как минимум до 600 000 К. Создается впечатление, что спикулы - это участки относительно холодной и плотной хромосферы, временно поднимающиеся в горячую разреженную корону. Подсчет в границах супергранул показывает, что количество спикул на уровне фотосферы соответствует числу гранул; вероятно, между ними есть физическая связь.
Вспышки. Хромосфера над группой солнечных пятен может неожиданно стать ярче и выстрелить порцией газа. Это явление, названное "вспышкой", - одно из труднообъяснимых. Вспышки мощно излучают во всем диапазоне электромагнитных волн - от радио до рентгена, а также нередко выбрасывают пучки электронов и протонов с релятивистской скоростью (т.е. близкой к скорости света). Они возбуждают в межпланетной среде ударные волны, достигающие Земли. Вспышки чаще происходят вблизи групп пятен со сложной магнитной структурой, особенно когда в группе начинается быстрый рост нового пятна; такие группы производят по несколько вспышек в день. Слабые вспышки случаются чаще сильных. Наиболее мощные вспышки занимают 0,1% солнечного диска и длятся несколько часов. Полная энергия вспышки составляет 1023-1025 Дж. Рентгеновские спектры вспышек, полученные спутником SMM (Solar Maximum Mission), позволили значительно лучше понять природу вспышек. Начало вспышки может отмечать рентгеновский всплеск с длиной волны фотонов менее 0,05 , вызванный, как показывает его спектр, потоком релятивистских электронов. За несколько секунд эти электроны разогревают окружающий газ до 20 000 000 К, и он становится источником рентгеновского излучения в диапазоне 1-20 , в сотни раз превосходящего поток в этом диапазоне от спокойного Солнца. При такой температуре атомы железа теряют 24 из своих 26 электронов. Затем газ остывает, но еще продолжает излучать рентген. Вспышка излучает и в радиодиапазоне. П. Уайлд из Австралии и А. Максвелл из США исследовали развитие вспышки с помощью радиоаналога спектрографа - "динамического анализатора спектра", регистрирующего изменения мощности и частоты излучения. Оказалось, что частота излучения за первые несколько секунд вспышки падает с 600 до 100 МГц, указывая, что сквозь корону распространяется возмущение со скоростью 1/3 скорости света. В 1982 радиоастрономы США, используя радиоинтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико и данные со спутника SMM, разрешили мелкие детали в хромосфере и короне во время вспышки. Не удивительно, что это оказались петли, вероятно, магнитной природы, в которых выделяется энергия, нагревающая газ во время вспышки. На заключительной стадии вспышки захваченные магнитным полем релятивистские электроны продолжают излучать сильно поляризованные радиоволны, двигаясь по спирали вокруг силовых магнитных линий над активной областью. Это излучение может продолжаться несколько часов после вспышки. Хотя из области вспышки всегда выбрасывается газ, его скорость обычно не превосходит скорости ухода с поверхности Солнца (616 км/с). Однако нередко вспышки выбрасывают потоки электронов и протонов, достигающие через 1-3 сут Земли и вызывающие на ней полярные сияния и возмущения магнитного поля. Эти частицы с энергией, доходящей до миллиардов электрон-вольт, весьма опасны для находящихся на орбите космонавтов. Поэтому астрономы стараются предсказывать солнечные вспышки, изучая конфигурацию магнитного поля в хромосфере. Сложная структура поля с перекрученными силовыми линиями, готовыми к пересоединению, указывает на возможность вспышки.
Протуберанцы. Солнечные протуберанцы - это сравнительно холодные массы газа, появляющиеся и исчезающие в горячей короне. При наблюдении с коронографом в линии Ha они видны на лимбе Солнца как яркие облака на темном фоне неба. Но при наблюдении со спектрогелиографом или интерференционными фильтрами Лио они выглядят темными волокнами на фоне яркой хромосферы.

Формы протуберанцев исключительно разнообразны, но можно выделить несколько основных типов. Протуберанцы солнечных пятен похожи на занавеси до 100 000 км в длину, 30 000 км в высоту и 5000 км толщиной. Некоторые протуберанцы имеют ветвистую структуру. Редкие и красивые петлеобразные протуберанцы имеют округлую форму диаметром ок. 50 000 км. Почти у всех протуберанцев наблюдается тонкая структура из газовых нитей, вероятно, повторяющих структуру магнитного поля; истинная природа этого явления не ясна. Газ в протуберанцах обычно движется потоками вниз со скоростью 1-20 км/с. Исключение представляют "серджи" - протуберанцы, вылетающие с поверхности вверх со скоростью 100-200 км/с, а затем медленнее падающие обратно. Протуберанцы рождаются на краях групп солнечных пятен и могут сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца (т.е. несколько земных месяцев). Спектры протуберанцев похожи на спектры хромосферы: яркие линии водорода, гелия и металлов на фоне слабого непрерывного излучения. Обычно линии излучения спокойных протуберанцев тоньше хромосферных линий; вероятно, это объясняется меньшим количеством атомов на луче зрения в протуберанце. Анализ спектров указывает, что температура спокойных протуберанцев 10 000-20 000 К, а плотность порядка 1010 ат./см3. У активных протуберанцев видны линии ионизованного гелия, что указывает на значительно более высокую температуру. Градиент температуры в протуберанцах очень велик, поскольку их окружает корона с температурой 2 000 000 К. Количество протуберанцев и их распределение по широте в течение 11-летнего цикла повторяет распределение солнечных пятен. Однако на высоких широтах существует второй пояс протуберанцев, который в период максимума цикла сдвигается к полюсу. Почему образуются протуберанцы и что поддерживает их в разреженной короне, не до конца ясно.
Корона. Внешняя часть Солнца - корона - светит слабо и видна невооруженным глазом только в моменты полных солнечных затмений либо с помощью коронографа. Но она значительно ярче в рентгеновских лучах и в радиодиапазоне.
См. также ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ . Корона ярко светит в рентгеновском диапазоне, потому что ее температура составляет от 1 до 5 млн. К, а в моменты вспышек достигает 10 млн. К. Рентгеновские спектры короны стали получать недавно со спутников, а оптические изучают уже многие годы в период полных затмений. В этих спектрах присутствуют линии многократно ионизованных атомов аргона, кальция, железа, кремния и серы, которые образуются только при температуре выше 1 000 000 К.

Белый свет короны, который во время затмения виден до расстояния в 4 радиуса Солнца, образуется в результате рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах короны. Следовательно, изменение яркости короны с высотой указывает распределение электронов, а поскольку основным элементом является полностью ионизованный водород, то и распределение плотности газа. Корональные структуры четко делятся на открытые (лучи и полярные щеточки) и закрытые (петли и арки); ионизованный газ в точности повторяет структуру магнитного поля в короне, т.к. не может двигаться поперек силовых линий. Поскольку поле выходит из фотосферы и связано с 11-летним циклом солнечных пятен, внешний вид короны меняется в ходе этого цикла. В период минимума корона плотная и яркая только в экваториальном поясе, но по мере развития цикла корональные лучи появляются на более высоких широтах, а в максимуме их можно увидеть на всех широтах. С мая 1973 по январь 1974 корону непрерывно наблюдали 3 экипажа астронавтов с борта орбитальной станции "Скайлэб". Их данные показали, что темные корональные "дыры", где температура и плотность газа значительно понижены, - это области, откуда газ с большой скоростью вылетает в межпланетное пространство, создавая мощные потоки в спокойном солнечном ветре. Магнитные поля в корональных дырах "открыты", т.е. вытянуты далеко в пространство, что позволяет газу покидать корону. Эти конфигурации поля довольно устойчивы и могут сохраняться в период минимума солнечной активности до двух лет. Корональная дыра и связанный с ней поток вращаются вместе с поверхностью Солнца с периодом 27 сут и, если поток попадает на Землю, каждый раз вызывают геомагнитные бури. Энергетический баланс внешней атмосферы Солнца. Почему у Солнца такая горячая корона? Пока мы этого не знаем. Но есть довольно обоснованная гипотеза, что энергию во внешнюю атмосферу переносят звуковые и магнитогидродинамические (МГД) волны, которые генерируются турбулентными движениями газа под фотосферой. Попадая в верхние разреженные слои, эти волны становятся ударными, и их энергия диссипирует, нагревая газ. Звуковые волны нагревают нижнюю хромосферу, а МГД-волны распространяются по магнитным силовым линиям дальше в корону и нагревают ее. Часть тепла из короны за счет теплопроводности уходит в хромосферу и там излучается в пространство. Остальное тепло поддерживает излучение короны в замкнутых петлях и ускоряет потоки солнечного ветра в корональных дырах.
См. также

Рассказ про Солнце для детей сообщит как объяснить ребенку что такое Солнце и какое его значение в нашей жизни.

Краткое сообщение о Солнце

Солнце - самая важная для людей звезда, которая обеспечивает и поддерживает жизнь на планете Земля. Вокруг него вращаются все планеты, их спутники, а также кометы и метеориты. Оно в миллион раз больше Земли. Среднее расстояние от Земли до Солнца – 149,6 млн. км. Световой луч доходит до Земли за 8 минут.

Светило Солнечной системы невероятно горячее. На его поверхности температура 6000°С, а в центре – более 15 млн. градусов.

Звезда по имени Солнце, сформировавшаяся из громадного облака водорода и звездной пыли, горит уже в течение 4,6 миллиарда лет. Она обладает достаточным запасом топлива, чтобы гореть ещё очень долго.

Именно благодаря ему мы живем, питаемся плодами земли (овощами, фруктами, ягодами), разводим скот, да и вообще, наслаждаемся жизнью. Почему?
Во-первых, солнце – это свет. Без света растения бы не смогли выделять кислород в атмосферу. А ведь мы дышим только благодаря кислороду! Без света у человека появилась бы нехватка витамина D, который необходим для крепости наших костей. Кости стали бы хрупкими и ломкими. Мы бы ломались на каждом шагу.
Во-вторых, солнце – это тепло. Без тепла наша земля превратилась бы в огромный шар льда. Естественно, все живое при такой низкой температуре исчезло бы с лица земли.

Солнце - описание, известные параметры.

Таблица параметров Солнца:

№ п.п.	Наименование параметра	Данные
1	Открытие человечеством	Неизвестно
2	Средний радиус	695 508 км
3	Средняя окружность (длина экватора)	4 370 005, 6 км
4	Объем	1 409 272 569 059 860 000 км 3
5	Масса	1 989 100 000 000 000 000 000 000 000 000 кг
6	Плотность	1,409 г / см 3
7	Площадь поверхности	6 078 747 774 547 км 2
8	Ускорение свободного падения	274,0 м / с 2
9	Вторая космическая скорость	2223720 км / ч
10	Период обращения вокруг своей оси	25,38 земных суток
11	Наклон вращения вокруг своей оси	7,25 о по отношению к эклиптике
12	Температура поверхности	5500 о С
13	Спектральный тип	G2 V
14	Яркость	3,83 х 10 33 . эрг / сек
15	Возраст	4 600 000 000 лет
16	Состав	92,1% водород, 7,8% Гелий
17	Синодический период	27,2753 дней
18	Период вращения на экваторе	26,8 дней
19	Период вращения на полюсах	36 дней
20	Скорость относительно ближайших звезд	19,7 км / с
21	Среднее расстояние от Земли	149 600 000 (1 астрономическая единица)
22	Постоянная величина солнечного излучения, на среднем расстоянии до Земли	1,365 - 1,369 кВт / м 2

Наше Солнце является нормальной звездой G2, одной из более 100 миллиардов звезд в нашей галактике.

Солнце на сегодняшний день является крупнейшим объектом в Солнечной системе. Оно содержит более 99,8% от общей массы Солнечной системы (Юпитер содержит больше остальных планет).

Мы часто говорим, что Солнце является «обычной» звездой. Это верно в том смысле, что есть много других, подобных ему звезд. Но есть еще много меньших звезд, есть и значительно крупнее. Если все звезды расставить последовательно по массе от больших к меньшим, то Солнце войдет в первые 10% всех звезд. Средний размер звезд, по массе, в нашей галактике, вероятно, менее половины массы Солнца.

Солнце отражено во многих мифологиях: греки называли его Гелиос и римляне называли его Сол.

Солнце, в настоящее время состоит из около 70% водорода и 28% гелия по массе, все остальные элементы, в большинстве своем металлы, составляет менее 2% массы Солнца. Состав Солнца медленно изменяется с течением времени, поскольку Солнце превращает водород в гелий в своем ядре.

Внешние слои обладают дифференцированным вращением: на экваторе поверхность делает один оборот каждые 25,4 дней, вблизи полюсов, примерно за 36 дней. Это странное поведение связано с тем, что Солнце не является твердым телом, как на Земле. Аналогичные эффекты наблюдаются в газовых планетах Солнечной системы. Дифференцированное вращение распространяется и вниз в недра Солнца, но ядро Солнца вращается как твердое тело.

Ядро, это, скорее всего 25% радиуса Солнца. Температура ядра 15600000 градусов Кельвина и давление 250 000 000 000 атмосфер. В центре ядра плотность Солнца в 150 раз больше, чем воды.

Энергетическая мощность Солнца около 386 000 000 000 млрд. МВт. Каждую секунду около 700 000 000 тонн водорода превращается в 695 000 000 тонн гелия и 5000000 тонн вещества (= 3.86e33 эрг) выделяется в виде энергии гамма-лучей.

Поверхности Солнца, называется фотосферой, температура на поверхности около 5800 К. Температура на солнечных пятнах только 3800 К (они выглядят темными по сравнению с окружающими областями Солнца). Размер солнечных пятен может составлять до 50000 км в диаметре. Солнечные пятна вызваны сложным, и пока, досконально не изученным взаимодействием с магнитным полем Солнца.

Выше поверхности Солнца лежит хромосфера.

Сильно разреженная область выше хромосферы, называемая короной, она простирается на миллионы километров в пространстве, но видна только во время полного солнечного затмения. Температура короны более 1000000 К.

По совпадению Луна и Солнце имеют один угловой размер, если смотреть с Земли. Затмения Солнца происходят раз или два в год в конкретных областях Земли.

Магнитное поле Солнца очень сильное и сложное по строению, магнитосфера Солнца (также известная как гелиосфера) простирается далеко за пределы орбиты Плутона.

В дополнение к теплу и свету, Солнце испускает поток заряженных частиц (в основном протонов и электронов), известный как солнечный ветер, распространяющийся по всей Солнечной системе со скоростью в 450 км/сек.

Последние данные с космического аппарата Ulysses , показывают, что во время минимума солнечного цикла, солнечный ветер, испускаемый из полярных полюсов, движется со скоростью 750 километров в секунду, что в два раза меньше скорости солнечного ветра, испускаемого на экваторе.

В состав солнечного ветра, как представляется, также отличаются в полярных регионах. Во время солнечного максимума, однако, солнечный ветер движется с промежуточной скоростью.

Солнечный ветер оказывает большое влияние на хвосты комет и даже имеет заметное воздействие на траектории космических кораблей.

Возраст Солнца составляет около 4,5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно уже истратило около половины водорода в своем ядре. Он будет продолжать излучать тепло еще 5 миллиардов лет. Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо.